Linking simulations and observations of star-forming regions I. Masses and temperatures of ALMAGAL-like cores
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Center for Data and Simulation Science, University of Cologne（科隆大学数据与模拟科学中心）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学天体物理学乔德雷尔银行研究中心）
本研究通过合成观测量化ALMA类似数据推断恒星形成区核质量与温度的可靠性，发现投影效应和通量重建导致质量误差达3-5倍，提出含局部核信息的温度估算可减少偏差。
2026-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations toward the S-shaped Outflow and the Envelope around NGC1333 IRAS 4A2
我们分析了0级原双星系统NGC 1333 IRAS 4A的SO（$J_N=6_5-5_4$和$J_N=7_6-6_5$）、CO（$J=2-1$）和CCH（$N=3-2, J=7/2-5/2, F=4-3$）谱线的ALMA存档数据。SO（$J_N = 6_5-5_4$）和CO（$J=2-1$）的图像成功地分离了两个连接到每个原恒星IRAS 4A 1和IRAS 4A 2的北流出叶。IRAS 4A 2的流出显示出S形形态，包括IRAS 4A 2周围的扁平包膜，两个流出叶连接到包膜的两个边缘。环绕IRAS 4A 2的平坦包络具有与环双星包络相反的速度梯度。观察到的功能再现的磁流体动力学模拟坍缩的核心，其磁场方向是错位的旋转轴。我们的模拟结果表明，流出叶的强度在一侧增强，导致S形形态的形成。S形外流也可以用一颗分离大于12 au（0.04 arcsec）的未分辨双星的旋进外流来解释。此外，在IRAS 4A 2附近的$J_{N,F}=7/2_{3,4}-5/2_{2,3}$（$J_{N,F}=7/2_{3,4}-5/2_{2,3}$）谱线上还发现了一个未知的极高速度分量，其速度为45-90 km/s，CCH谱线显示出两对附着在壳状结构底部的斑点，其形态与SO和CO谱线有明显的不同。朝向IRAS 4A 2，SO中所示的S形流出与CCH壳的边缘重叠，而CCH壳具有与IRAS 4A 2周围的扁平结构…
2021-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulated observations of star formation regions: infrared evolution of globally collapsing clouds
本研究首次将SKIRT辐射传递代码应用于恒星形成云模拟，通过分析合成观测发现需引入星际辐射场，并揭示了冷尘埃导致质量低估的偏差，同时验证了红外流量校准SFR的有效性。
2023-04-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Line Profiles of Cores within Clusters: II Signatures of Dynamical Collapse during High Mass Star Formation
原子或分子谱线的观测可以提供有关恒星形成区域物理状态的重要信息。为了研究动态坍缩的大质量恒星形成区（MSFR）的谱线轮廓，我们模拟了在没有外流的情况下坍缩云的流体动力学模拟的发射。通过辐射转移计算，我们计算了不同时期两个坍缩区的光学厚HCO+和光学薄N2 H+谱线轮廓。由于大规模的坍缩，MSFR有很大的速度梯度，在中央核心达到20 km/s/pc。光学细线通常包含多个速度分量，这些速度分量是由沿着视线的许多密度峰值的叠加产生的。光学粗线仅略微偏移到光学细线轮廓的蓝色侧，并且由于自吸收，在其轮廓中通常不具有中心凹陷。随着区域的发展，线变得更亮，光学粗线变得更宽。低阶HCO+（1-0）跃迁比高阶（4-3）跃迁更好地指示崩溃。我们还研究了光束的大小如何影响剖面形状。较小的光束导致更亮和更窄的线，这些线相对于真实的核心速度在HCO+中更偏向蓝色，但在N2 H+中显示出多个分量。高分辨率观测（例如ALMA）可以测试这些预测，并提供对MSFR性质的见解。
2013-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XII: Fragmentation and multi-scale gas kinematics in protoclusters G12.42+0.50 and G19.88-0.53
我们提出了新的连续谱和分子线数据从ALMA三毫米观测大质量恒星形成区（ATOMS）调查的两个原星团，G12.42+0.50和G19.88-0.53。3毫米的连续谱图显示，在两个全球收缩的原星团中，每个原星团都有7个核心。这些核心满足高质量恒星形成的半径质量关系和表面质量密度标准。与它们的出生团块相似，核心的维里分析表明它们正在经历引力坍缩（$\rm α_{vir} << 2$）。团核心规模的碎片化的调查和衍生的核心质量和分离被发现是一致的热金斯碎裂。我们检测到大规模的对流结构与速度梯度和多个流出在这两个地区。H $^{13}$ CO $^{+}$图谱的树状图分析鉴定了几个分支和叶结构，其大小分别为$\sim$ 0.1和0.03 pc。由分支结构显示的超音速气体运动与Larson幂律一致，表明在该空间尺度下的气体运动学是由湍流驱动的。在空间尺度为$\sim$ 0.1 pc时，可以看到向跨音速/亚音速气体运动的过渡，表明湍流的消散。与此一致，叶片结构揭示了气体运动偏离拉森定律的斜率。从大尺度会聚的暗条到坍缩的核心，G12.42+0.50和G19.88-0.53的气体动力学表现出湍流和引力的尺度依赖性，这两种驱动机制的结合需要被用来解释原星团中大质量恒星的形成。
2022-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The potential of combining MATISSE and ALMA observations: Constraining the structure of the innermost region in protoplanetary discs
为了研究行星形成的初始条件，获得原行星盘最内部区域的空间分辨多波长观测至关重要。我们评估的优势相结合的观测与MATISSE/VLTI和ALMA约束的径向和垂直结构的尘埃在附近的恒星形成区域的拱星盘的最内层区域。基于具有参数化尘埃密度分布的圆盘模型，我们应用3D辐射传输模拟来获得理想的强度图。这些都是用来推导相应的波长依赖的vibrations，我们将获得与MATISSE以及ALMA地图模拟与CASA。在所考虑的参数空间内，我们发现，约束尘埃密度结构的最里面的$5\,$ AU围绕中央恒星是具有挑战性的MATISSE单独，而ALMA观测合理的整合时间，使我们能够获得显着的光盘表面密度的限制。然而，我们发现，通过结合MATISSE和ALMA观测，可以大大提高不同光盘参数的估计。例如，将30分钟ALMA观测（在310 GHz，角分辨率为0.03 $^{\prime\prime}$）与L和M波段的MATISSE观测（能见度精度约为$3\,\%$）相结合，可以将径向密度斜率和尘埃表面密度分布分别限制在$Δα=0.3$和$Δ(α-β)=0.15$之内。对于${\sim 1\%}$的精度，甚至可以将盘张开限制在$Δβ=0.1$内。为了将刻度高度限制在$5\,$ au范围内，需要$0.8\,\%$的M波段精度。虽然ALMA是敏感的大尘埃颗粒的数量解决了光盘中平面，我们发现，大颗粒的表面密度分布的影响…
2019-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring protoplanetary disk gas surface density profiles with ALMA
气体和尘埃在原行星盘中由于大颗粒的垂直沉降和径向漂移而发生空间分离。因此，要更全面地说明圆盘中的质量含量和分布，就需要进行谱线观测。我们扩展了Williams & Best（2014）中提出的建模方法，以表明可以从高保真度13 CO积分强度图像中测量气体表面密度分布。我们证明的方法，通过拟合ALMA观测的HD 163296磁盘，以确定气体质量，Mgas = 0.048太阳能，和吸积盘特征尺寸Rc = 213金和梯度γ = 0.39。相同的参数与C18 O 2- 1图像相匹配，并表明[13 CO]/[C18 O]丰度比为700，与半径无关。为了测试这种方法在将来如何应用于更小、质量更低的金牛座T盘的线测量，我们创建了一个大型的13 CO 2- 1图像库并拟合模拟数据。对于150 pc时气体质量为3-10木星质量的盘，ALMA观测的分辨率为0.2-0.3角秒，积分时间约为20分钟，可以可靠地估计Rc在10 au以内，γ在0.2以内。因此，经济的气体成像调查是可行的，并提供了机会，开辟了一个新的层面，研究磁盘结构及其演变为行星形成。
2016-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA search for substructure and fragmentation in starless cores in Orion B North
本文利用 ALMA 在 Orion B North 观测了 73 个无星核和原恒星核，探测到 4 个无星连续谱源，并通过合成观测和位力分析对比了不同分子云中核的束缚特性，解释了其与湍流模型预测的差异。
2024-04-21 astro-ph.GA
ALMA survey of massive cluster progenitors from ATLASGAL. Limited fragmentation at the early evolutionary stage of massive clumps
大规模星系团祖先的早期演化知之甚少。我们调查的破碎性能从0.3 pc到0.06 pc尺度的均匀样品的红外安静的大规模团块在4.5千秒差距从ATLASGAL调查。使用ALMA 7米阵列，我们检测到紧凑的尘埃连续排放对所有目标，并发现，在这些尺度上，碎片是有限的。碎片的质量分布揭示了大于40 $M_\odot$的大部分核心，相当于质量高达~400 $M_\odot$的块状致密核心。77%的团块每团块含有至多3个MDC，并且我们还揭示了单个团块/MDC。最大质量的核心是在更大质量的团块中形成的，并且在小尺度上的高质量浓度揭示了高的核心形成效率。MDC的质量大大超过了当地的热金斯质量，并且缺乏足够高水平的湍流或足够强的磁场来保持最大质量的MDC处于平衡状态的观测证据。如果已经坍缩，观察到的具有高核心形成效率的碎裂特性与秒差距尺度的坍缩设置是一致的。
2017-03-09 astro-ph.GA
A quantification of the non-spherical geometry and accretion of collapsing cores
我们提出了第一个详细的分类结构的0类核心在一个巨大的分子云的高分辨率模拟。模拟的云包含10^4个太阳质量，并产生超过350个核心，这允许有意义的统计。根据核偏离球对称的程度，将核分为三类。我们发现，四分之三的核心是更好地描述为不规则的细丝比球体。最近的Herschel结果表明，核心是在细丝网络中形成的，我们发现这对所产生的核心几何形状产生了重大影响。我们发现，柱密度和冲压压力所看到的原恒星是不均匀的，一般峰值沿轴的灯丝。地核中物质的角动量矢量在大小和方向上都是变化的，这将导致中心源的旋转矢量在地核坍缩期间发生波动。对于质量更大的恒星，来自原始核心体积外环境的吸积甚至比来自核心本身的吸积更重要。这种额外的气体主要沿着芯嵌入其中的致密细丝积聚到芯上，并且芯的表面的不与细丝重合的部分具有非常少的额外材料穿过它们。球对称的假设不能适用于大多数坍缩的核心，也不能很好地描述恒星如何从原始核心半径之外吸积气体。这对我们理解坍缩的核心，特别是它们的线轮廓，辐射对它们的影响以及它们的碎裂能力产生了影响。
2010-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The search for high-mass protostars with ALMA revealed up to kilo-parsec scales (SPARKS): I. Indication for a centrifugal barrier in the environment of a single high-mass envelope
大质量O型恒星的形成还知之甚少。我们提出了一个案例研究的一个年轻的大规模团块从ATLASGAL调查，G328.2551-0.5321。它的辐射热光度为1.3 $\times$ 10 $^4$ L $_{\odot}$，相当于目前的原恒星质量为$\sim$ 11和16 M $_{\odot}$。我们分析了高角分辨率的观测与ALMA在$\sim$ 0.17”对应的物理尺度$\sim$ 400 au的尘埃连续谱和分子线。尘埃连续发射揭示了一个单一的高质量原恒星信封，并显示了边缘解决连续源的证据。我们检测到的旋转线CH $_3$ OH在其$v_{\rm t}$ =1扭转激发态揭示两个明亮的发射峰空间偏移的尘埃连续峰，并表现出不同的速度分量$\pm$ 4.5公里的$^{-1}$偏移相比，源$v_{\rm lsr}$。局部热力学平衡分析表明，N（CH $_3$ OH）=1.2 $-$ 2 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$，在这些峰的位置和动力学温度为160 $-$ 200 K。它们的速度变化很好地对应于预期的开普勒速度周围的一个中心对象与15 M $_{\odot}$一致的质量估计的基础上源的热光度。我们提出了一个图片，CH $_3$ OH发射峰跟踪吸积冲击周围的离心屏障，精确定位的相互作用区域之间的塌陷信封和吸积盘。由于HC $_3$ N $v_{\rm 7}$ …
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic Spectral Signatures from Isothermal Collapsing Gas and the Interpretation of Infall Profiles
考虑到最近的数值结果表明星前核的坍塌是从外到内而不是从内到外发生的，我们重新审视了对致密坍塌核中蓝色过量分子线的解释。因此，我们创建合成分子线观测模拟塌陷，球对称，低初始振幅的密度波动，嵌入在一个统一的，全球引力不稳定的背景下，没有湍流分量。坍缩的地核形成了一个扁平的、类似于Bonnor-Ebert的密度分布，但具有由外向内的径向速度分布，其中最大的下沉速度在大半径处，在低密度气体中，有云到地核的吸积，并且没有流体静力学的外包层。使用光学厚HCO $^+$ J=1-0和3-2旋转线，我们认为几个“典型”的波束宽度，并使用一个简单的线拟合模型来推断下落速度从合成的配置文件类似的是在标准线建模。我们发现，由于实际径向塌陷轮廓的由外向内的性质，推断的下落速度是实际峰值下落速度的~ 25-30%，因为最大速度被它们发生的低密度气体降低。此外，与N $_2$ H $^+$ $J_{F_1F}=1_{01}-0_{12}$超精细线，我们调查的不对称参数，$δv\equiv(V_{thick}-V_{thin})/Δv_{thin}$，在崩溃过程中的变化，发现与观察值很好的协议。最后，HCO $^+$ J=3-2谱线表现出极端的$T_b$ / $T_r$ -比值，就像那些演化的核心一样，对于坍缩后期的较大光束。我们的研究结果表明，标准的动态下降再现几个观察到的功能，但低质量的核心下降速度一般被低…
2022-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extreme giant molecular clouds in the luminous infrared galaxy NGC 3256
本文给出了最近的亮红外星系NGC 3256的$^{12}$ CO（2--1）观测的云分解。在中心$\approx$ 130 kpc $^{2}$上以90 pc分辨率识别了185个空间和光谱分辨的云，并估计了完整性。我们比较我们的云目录从NGC 3256的PHANGS-ALMA调查中观察到的10个星系。在NGC 3256的云速度色散，光度，CO估计的质量，质量表面密度，维里质量，维里参数，尺寸线宽系数和内部湍流压力的分布显着高于PHANGS ALMA星系。NGC 3256的云半径稍大，自由落体时间较短。NGC 3256的云偏心率分布与许多PHANGS-ALMA星系没有区别，可能是因为NGC 3256的云动力学状态与附近的旋涡星系相似。然而，在NGC 3256维里参数的分布较窄，可能反映了一个较窄的范围内的动力学状态比PHANGS-ALMA星系。尽管有很大的偏心率，但没有检测到云排列的清晰图像。云属性之间的相关性表明，在NGC 3256中，高的外部压力使云保持束缚，并在如此高的速度分散和恒星形成率下崩溃。与云质量函数的拟合给出了一个高质量的幂律斜率$-2.75^{+0.07}_{-0.01}$，接近PHANGS-ALMA星系的平均值。我们还将我们的结果与这些观测的基于像素的分析进行比较，并发现分子气体性质在定性上一致，尽管峰值亮度温度略高，维里参数和自由落体时间在这种基于云的分析中略低…
2022-07-11 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: II. the ACA 1.3 mm continuum source catalog and the assembly of dense gas in massive star-forming clumps
研究基于ALMA-QUARKS的ACA 1.3毫米观测构建207源星表，估算碎块物理性质，揭示约6%的尺度无关致密气体比例及其随光度质量比升高的演化规律。
2024-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Circumnuclear Disk Revealed by ALMA. I. Dense Clouds and Tides in the Galactic Center
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），我们提出了CS线图在五个旋转线（$J_{\rm u}=7, 5, 4, 3, 2$）对环核盘（CND）和银河系中心的流光。我们的主要目标是解决CND和流光内的紧凑结构，以了解超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 附近的分子核的稳定性条件。我们的数据提供了第一个均匀的高分辨率（$1.3'' = 0.05$ pc）的意见，旨在解决密度和温度结构。CS云的大小为$0.05-0.2$ pc，速度弥散范围很宽（$σ_{\rm FWHM}=5-40$ km s $^{-1}$）。CS云是暖气体（$T_{\rm k}\ge 50-500$ K，n $_{\rm H_2}$ = $10^{3-5}$ cm $^{-3}$）和冷气体（$T_{\rm k}\le 50$ K，n $_{\rm H_2}$ = $10^{6-8}$ cm $^{-3}$）的混合物。基于未磁化维里定理和引潮力的稳定性分析表明，占总气体质量的$84^{+16}_{-37}$ %是潮汐稳定的，占气体质量的大部分。湍流支配内部能量，从而设置阈值密度$10-100$倍高于潮汐极限在距离$\ge 1.5$ pc到Sgr A*，因此，抑制云坍缩形成恒星附近的SMBH。然而，在中央$1.5$ pc中，潮汐力超过湍流，引力坍缩的阈值密度迅速增长到$\ge 10^{8}$ cm $^{-3}$。
2021-04-05 astro-ph.GA
The central 1000 AU of a pre-stellar core revealed with ALMA. I. 1.3 mm continuum observations
像我们的太阳这样的恒星形成于星际云中的自引力密集和寒冷的结构中，称为前恒星核心。虽然我们对原恒星启动前和启动后不久的致密云的物理结构了解很多，但前恒星核心的中心几千个天文单位（au）尚未探索。正是在这些中心区域内，恒星系统聚集和分裂可能发生，从而形成双星和多系统。本文介绍了8兆太阳前星核L1544尘埃连续辐射的ALMA波段6观测（ACA和12米阵列），角分辨率为2“× 1.6”（线分辨率270 au × 216 au）。在初级光束中，一个0.1兆太阳的紧凑区域，我们称之为“内核”，已经被揭开。核是细长的，具有半径Rker ~ 10“（~ 1400 au）的中心平坦区。Rker内的平均数密度约为1 x 10^6 cm^{-3}，可能有局部密度增强。Rker内的区域似乎已经破碎，但详细的分析表明，类似的子结构可以通过对具有类似中心平坦区的平滑中心集中致密核心的合成干涉观测来再现。在致密的核心中存在一个光滑的内核，这与对收缩云核的非理想磁流体动力学模拟结果一致，云核的峰值数密度为1 x 10^7 cm^{-3}。在模拟12米台阵观测时，中心密度较低的致密岩心被完全滤除。这些观测结果表明，动态演化的致密核的内核，可以在高角分辨率ALMA调查。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The complex multi-scale structure in simulated and observed emission maps of the proto-cluster cloud G0.253+0.016 (`the Brick')
本文对比了原星团云the Brick的流体动力学模拟与ALMA观测，通过合成分子谱线图和结构分析发现，模拟在功率谱和分形维数上与观测一致，但密度PDF和惯性矩的差异表明需引入磁场等额外物理过程以完全解释气体结构。
2023-08-01 astro-ph.GA
The fragmentation properties of massive protocluster gas clumps: an ALMA study
大质量致密分子云的碎裂是形成丰富星团和大质量恒星的起点。理论和数值模拟表明，由这种团块的引力坍缩产生的碎片的数量（数量、质量、直径、间距）可能受到磁场和其他自引力竞争者（特别是湍流和原恒星反馈）之间的平衡的调节。利用阿塔卡马大毫米波阵（ALMA）观测了11个大质量、致密、年轻的恒星形成团块，其辐射波长为$\sim 1$ ~mm，角分辨率为0.25角秒，目的是确定它们的碎片数量。我们在11个来源中的8个中发现了亚角秒尺度的碎片。ALMA图像显示了两种不同的碎片模式：一种是由质量和尺寸小得多的同伴包围的主导碎片，另一种是质量和尺寸逐渐变化的许多（$\geq 8$）碎片。平均而言，最大数量的碎片被发现朝向更温暖和更大的团块。此外，较温暖的团块倾向于形成具有较大质量和尺寸的碎片。为了了解不同的物理参数的作用，以调节最终的人口的碎片，我们模拟了一个巨大的团块的$100$和$300$ M $_{\odot}$具有不同的磁性支持的崩溃。模拟结果表明：（1）当初始湍流度较低时，破碎受到抑制，与其它物理参数无关。(2)在高度磁化的团块中有利于碎片的有序分布。我们的结论是，显示出许多碎片分布在一个类似的结构的团块可能具有强磁场的特点，而其他人也可能在一个较弱的磁场。
2018-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
WL 17: A Young Embedded Transition Disk
我们提出了最高的空间分辨率ALMA观测到日期的I类原恒星WL 17在$ρ$蛇夫座L1688分子云复合体，这表明它有一个12 AU的洞在其磁盘的中心。我们认为WL 17是否实际上是一个II类磁盘被前景材料，但发现，这样的模型不提供一个很好的适合宽带SED，也需要这样的高消光，它可能会产生从致密的材料接近源，如残余信封。嵌入在旋转坍缩包络中的圆盘的自洽模型可以很好地再现ALMA 3 mm观测和WL 17的宽带SED。这表明WL 17在形成的早期阶段是一个圆盘，但即使在这个年轻的年龄，内部圆盘也已经耗尽。虽然有多种途径可以在盘中形成这样的洞，但如果这个洞是由行星形成的，那么它可能会限制原行星盘中星子生长的时间尺度。
2017-04-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the Clump Mass Function in the Age of SCUBA2, Herschel, and ALMA
我们使用模拟图像的恒星形成区域，探索各种图像采集技术的影响，导出的团块质量函数。特别是，我们重点关注有限图像角分辨率、噪声的存在和空间滤波的影响。我们发现，即使当图像已经严重退化，增加了噪声和降低角分辨率，它包含的团块显然不再对应于前恒星的核心，仍然是典型的团块质量函数是一致的恒星初始质量函数的相互不确定性。我们解释这一结果表明，噪声，源混合，和空间滤波都随机扰动的团块质量，偏置的质量函数向对数正态形式，其高质量端模仿萨尔彼得幂律。我们认为，这是一个后果的中心极限定理，它强烈限制了我们的能力，准确地测量真正的质量函数的团块。我们支持这一结论表明，由"断裂质量“表示的团块质量函数的特征质量尺度，尺度作为一个简单的函数的图像的角分辨率的团块质量函数是来自。这极大地限制了我们使用团块质量函数来推导恒星形成效率的能力。我们讨论的潜力和局限性的当前和下一代的仪器测量的团块质量函数。
2010-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Line Profiles of Cores within Clusters. III. What is the most reliable tracer of core collapse in dense clusters?
最近的观测和理论研究强调了分子云内的网状结构作为恒星形成场所的重要性。由于这样的环境比孤立的核心更复杂，因此有必要了解从具有非球形几何形状的坍缩核心观察到的线轮廓如何受到细丝的影响。在这项研究中，我们调查线轮廓的不对称性进行辐射转移计算的流体动力学模型的三个崩溃的核心，嵌入在细丝。我们将结果与孤立核心的预期结果进行比较。我们使用常数丰度定律模拟了光学厚（HCN，HCO $^+$）和光学薄（N $_2$ H $^+$，H $^{13}$ CO $^+$）分子的五个最低转动跃迁线（J = 1-0，2-1，3-2，4-3和5-4）。我们发现，不到50%的模拟（1-0）过渡线显示蓝色的下落不对称，由于周围的灯丝遮蔽。然而，当在（4-3）转变中观察时，具有蓝色不对称发射线轮廓的塌陷芯的分数上升到90%。由于朝向坍缩核心的致密气体可以激发更高的转动态，因此上能级跃迁更有可能产生蓝色的不对称发射轮廓。我们的结论是，即使在不规则的，嵌入式核心可以跟踪下落气体运动与蓝色不对称线轮廓的光学粗线观察更高的过渡。HCN的（4-3）跃迁是塌缩运动的最佳示踪剂，但HCN和HCO的（3-2）和（5-4）跃迁$^+$也是很好的示踪剂。
2014-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Core Mass Function Indistinguishable from the Salpeter Stellar Initial Mass Function Using 1000 au Resolution ALMA Observations
我们提出的核心质量函数（CMF）的大质量恒星形成集团G33.92+0.11使用1.3毫米的观测获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。分辨率为1000 au，这是迄今为止最高分辨率的CMF测量之一。通过通量和数量不完整性校正CMF，以获得气体质量完整的样品$M\gtrsim2.0\ M_\odot$。由此产生的CMF是很好地表示的幂律函数（$dN/d\log M\propto M^Γ$），其斜率是使用两种不同的方法来确定：$i)$通过最小二乘拟合幂律函数的通量和数量校正CMF，和$ii)$通过比较观察到的CMF模拟样本具有类似的不完整性。我们提供了一个处方，以量化和纠正平坦的偏见影响的斜率适合在第一种方法，这是由小样本或边缘效应时，数据表示的经典直方图或核密度估计，分别。从两种方法得到的斜率彼此非常一致，$Γ=-1.11_{-0.11}^{+0.12}$是我们采用的值。虽然这个斜率似乎比恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率$Γ=-1.35$略平坦，但我们从蒙特卡罗模拟中发现，G33.92+0.11中的CMF在统计上与恒星IMF的Salpeter表示没有区别。我们的结果是一致的想法，IMF的形式是继承CMF，至少在高质量，当后者被观察到在足够高的分辨率。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Detection of Equatorial Dark Dust Lane in a Protostellar Disk at Submillimeter Wavelength
在类太阳（低质量）恒星形成的最早期（所谓的“0级”），星周盘预计会形成，为原恒星提供食物。然而，这种盘由于其小的尺寸而难以在空间上解析。此外，由于磁场对旋转、塌陷的材料的阻滞效应（所谓的“磁制动”），在最早的阶段产生这种盘在理论上存在困难。有了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），就有可能发现这样的磁盘并详细研究它们。HH 212是一个非常年轻的原恒星系统。与ALMA，我们不仅检测，而且空间上解决了它的磁盘在亚毫米波长的尘埃排放。该盘几乎是边缘朝上的，半径约为60 AU。有趣的是，它显示了一个突出的赤道暗巷夹在两个较亮的功能，由于相对较低的温度和高光学深度附近的磁盘中平面。这是第一次在亚毫米波长下看到这条黑暗的通道，产生了一个“汉堡包”形状的外观，让人想起光学和近红外中边缘上圆盘的散射光图像。我们的观测开辟了一个令人兴奋的可能性，直接检测和表征周围的最年轻的原恒星通过高分辨率成像与ALMA，这提供了强大的磁盘形成理论的约束。
2017-04-28 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Detecting the halo heating from AGN feedback with ALMA
Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应可以用来研究类星体反馈引起的环星系介质的加热和随后对宿主星系上冷气体吸积的抑制。我们使用的深ALMA观察HE 0515 -4414在波段4，最明亮的类星体已知的宇宙恒星形成的高峰期（z=1.7），寻找SZ信号跟踪加热的星系晕。ALMA的灵敏度范围广泛的空间尺度，使我们能够解开发射紧凑的来源，从负面的，扩展SZ信号。我们获得了一个边缘S-Z检测（~3.3 $σ$）的尺度约为300千秒差距（30-40弧秒），在0.2 mJy的水平，0.5 mJy后，应用校正因子的初级光束衰减和通量，是解决了阵列。我们表明，我们的结果是一致的模拟ALMA观测类似的类星体在FABLE宇宙学模拟。我们强调，检测SZ信号更容易实现在可见度平面比（推断）图像。我们还证实了边缘检测（3.2 $σ$）的潜在SZ下降在较小的规模（<100千秒差距）已经声称由其他作者，可能突出的复杂结构的晕加热。最后，我们使用SZ映射从FABLE宇宙学模拟，卷积与ALMA模拟，说明波段3的观测是更有效地检测SZ信号具有更高的意义，并讨论了最佳的观测策略。
2019-10-14 astro-ph.GA
The ALMA-PILS survey: First detection of nitrous acid (HONO) in the interstellar medium
氮氧化物被认为作为氮库发挥重要作用，并可能参与形成更复杂的物种。到目前为止，在星际介质中只探测到NO、$_2$ O和HNO。我们报告了第一次星际探测到亚硝酸（HONO）。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵在低质量原恒星双星IRAS~16293--2422的B分量方向上发现了12条谱线，它们位于NO和N $_2$ O的位置。局部热力学平衡模型用于推导该分子的柱密度（在0.5“束中的$\sim$ 9 $\times$ 10 $^{14}$ cm $^{-2}$）和激发温度（$\sim$ 100 K）。还在数据中检索了HNO、NO $_2$、NO $^+$和HNO $_3$，但未检出。我们使用更新版本的化学代码Nautilus模拟了HONO形成，并将结果与观测结果进行了比较。化学模型能够满意地再现HONO、N $_2$ O和NO $_2$的丰度，但不能再现NO、HNO和NH $_2$ OH的丰度。这可能是由于某些热解吸机制是破坏性的，因此限制了气相中存在的HNO和NH $_2$ OH的量。其他的选择是这些物种在冰中的紫外线光破坏或在原恒星温度下可能相关的缺失反应。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE) II. The need for data combination in ALMA observations
本文通过ALMA合成观测与真实数据，系统证明仅用12m阵列会因干涉滤波导致核与纤维物理性质误差超30%，必须结合总功率或更大单天线数据才能高精度恢复ISM结构。
2024-05-15 astro-ph.GA
Dynamical Characterization of Galaxies at z~4-6 via Tilted Ring Fitting to ALMA [CII] Observations
直到最近，确定早期宇宙（z>4，宇宙年龄<1.5 Gyr）星系的旋转特性是不切实际的，除了少数强透镜系统。结合高分辨率和灵敏度的ALMA在（亚）毫米波长与典型的高强度的[CII] 158 μ m的发射线从星系和长期发展的动力学建模工具提出了在极端的星暴星系和正常的恒星形成盘星系在z~4-7的气体动力学特性的可能性。使用以GIPSY的ROTCUR任务为中心的程序，我们已经将倾斜环模型拟合到一小部分星系的一些最佳ALMA [CII]数据：MS星系HZ 9和HZ 10，阻尼莱曼α吸收体（DLA）宿主星系ALMA J 0817 +1351，亚毫米星系AzTEC/C159和COSMOS J1000+0234，和类星体宿主星系ULAS J1319+0950。这个过程直接导出旋转曲线和动力学质量作为每个对象的半径的函数。在一个例子中，我们提供了一个O（10 ^11）太阳质量的暗物质晕的证据。我们提出了一个可能的速度分散的AzTEC/C159和ULAS J1319+0950的基础上匹配模拟观测到的综合[CII]线轮廓的分析。最后，我们测试了观测分辨率和灵敏度对我们的结果的影响。虽然结论仍然局限于这些观测的分辨率和信噪比，结果表明，在高红移的建模工具的可行性，以及令人兴奋的潜力，详细的最早的星系的动力学分析，ALMA实现全面的观测能力。
2017-09-14 astro-ph.GA
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Black hole mass measurement using molecular gas kinematics: what ALMA can do
通过考虑星系表面亮度轮廓的形状、位置-速度图（PVD）的信噪比（S/Ns）以及由于分子气体的空间和速度结构而引起的系统误差，研究了利用环核分子气体的运动学来推断星系中心超大质量黑洞（SMBH）质量的射电干涉测量的空间和速度分辨率的限制.我们认为，对于固定的星系恒星质量和SMBH质量，空间和速度尺度，需要解决的增加和减少，分别与星系表面亮度轮廓的\sersic \指数的减少。我们验证了我们的论点，使用模拟的PVDs不同的光束尺寸和速度通道宽度。此外，我们认为系统的影响，通过模拟PVD的SMBH质量的推断，包括空间和速度结构的分子气体，这表明它们的影响是不显着的PVD具有良好的S/N，除非空间和速度尺度与系统的影响是可比的或大于角分辨率和速度通道宽度的PVD从纯圆周运动。此外，我们警告说，由于星系光度图像的分辨率差，在星系表面亮度分布的偏差可以在很大程度上偏置SMBH质量的一个数量级。这项研究表明，承诺和ALMA观测测量SMBH质量使用分子气体运动学的限制，并提供了一个有用的技术理由ALMA建议与测量SMBH质量的科学目标。
2017-01-20 astro-ph.GA
The sharp ALMA view of infall and outflow in the massive protocluster G31.41+0.31
上下文为了更好地理解高质量恒星的形成，研究物质如何在年轻的大质量恒星上吸积，如何被喷射，以及所有这些与低质量恒星的情况有何不同是至关重要的。大质量原星系团G31.41+0.31是研究所有这些过程的理想目标，因为毫米和厘米波长的观测已经将主核的辐射分解为至少四个大质量尘埃连续源，命名为A，B，C和D，在1”或0.018 pc范围内，并且已经确定了与核心相关的流入和几个流出的特征。目标。我们研究了G31.41+0.31中的流入和流出之间的相互作用，通过在几个100 AU的空间分辨率下研究它们的性质及其对核心的可能影响。方法.我们用1.4 mm波长的ALMA对典型的高密度示踪剂（如CH_3CN或H_2CO）和激波及外流示踪剂（如SiO）进行了分子谱线观测，获得了0.09”（340 au）的角分辨率。结果观测结果显示，CH 3CN和H2 CO中的P-Cygni剖面与嵌入主核的四个源相反，表明它们都在发生坍缩。由红移吸收估算的下落速率约为1 E-2 Msun/yr。个别的下降率意味着主核的吸积时间尺度比其旋转时间尺度小一个数量级。这证实了像G31主堆芯这样的旋转环形体是非平衡的、瞬时坍塌的结构，需要不断地从大型储层中补充新的材料。对于源B、C和D，下沉可能在源内部加速，而对于源A，第二种排放成分的存在使解释复杂化。SiO观测揭示了在G31.41+0.31恒星形成区至少存在6个外流。
2022-01-25 astro-ph.GA
Synthetic observations using POLARIS: an application to simulations of massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，这些分子团以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化程度可以用作非常早期形成阶段的潜在指标。当使用H $_2$ D $^+$的丰度时，这特别有效。然而，其低丰度和大距离使得难以实现对大规模来源的检测。我们提出了一个应用程序的辐射转移代码POLARIS，其目标是测试的邻H $_2$ D $^+$过渡$1_{10}$ - $1_{11}$（372.42 GHz）的可观测性使用模拟的高质量崩溃的核心，包括氘化化学。我们分析了一个60 M的$_{\odot}$核心崩溃的早期和晚期阶段，测试不同的源距离。对于所有的情况下，我们产生了合成单碟和干涉观测，并研究了这两种技术的差异。我们得到的列密度与类似来源的报道值相当。这些估计取决于它们被平均的程度，并且具有紧凑发射的源，它们可以受到光束稀释的高度影响。与单独的ALMA相比，组合的ALMA-ACA观测改善了信噪比，并导致更好的柱密度估计。我们确认的可行性，研究邻H $_2$ D $^+$发射到7千秒差距的距离。我们提供了一个概念验证我们的框架，合成观测，并强调其重要性时，比较数值模拟与实际观测。这项工作还证明了如何相关的是，结合单碟和干涉测量，以获得适当的源列密度。
2022-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic molecular line observations of the first hydrostatic core from chemical calculations
长期以来，人们一直预测低质量恒星形成过程中形成的第一个稳定物体是第一个流体静力核心（FHSC）。尽管做了很多努力，但它仍然没有在自然界中得到明确的观察。需要更具体的观测特征，使观测者能够区分FHSC与年轻，暗淡，但更进化的原恒星。在这里，我们提出了合成的谱线观测CO，SO，CS和HCO $^+$计算辐射（磁）流体动力学模型，化学建模和蒙特卡罗辐射转移。FHSC的HCO $^+$ $(1-0)$和SO $(8_7 - 7_6)$光谱显示在低倾角下观测的变化，这可以允许候选FHSC与更演化的物体区分开。我们发现，FHSC流出不太可能用ALMA检测到，这将使目前被确定为候选FHSC的流出缓慢的观察源打折。我们比较了模拟ALMA观察结果与观察到的候选FHSC，并推荐Oph A SM 1 N和N6-mm作为最有希望的候选者。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations of deuterated molecules in massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集的大质量分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是非常早期形成阶段的潜在良好指标。在这项工作中，我们测试的邻H $_2$ D $^+$ $J_{\rm {K_a, K_c}} = 1_{10}$ - $1_{11} $基态跃迁的可观测性进行干涉和单碟合成观测使用磁流体动力学模拟的高质量坍缩分子核心，包括氘化学。我们研究了不同的进化时间和源距离（从1到7千秒差距），以估计信息损失时，从合成观测推断的列密度的模型中的列密度进行比较。我们模仿单碟观测考虑一个APEX类光束和干涉观测使用CASA和假设最紧凑的配置的ALMA天线。我们发现，对于中心集中的密度分布，在高分辨率ALMA观测（$\leqslant$ 1”）的情况下，柱密度被低估了约51%，而在APEX观测（17”）的情况下，柱密度被低估了高达90%。干涉仪获取的值更接近真实值，然而，由于缺乏短基线，其有限的空间采样导致大尺度结构的贡献损失。我们的结论是，o-H $_2$ D $^+$的发射在遥远的大质量致密的核心是微弱的，将需要从$\sim$ 1至$\sim$ 7小时的观测距离为1和7千秒差距，分别达到14 $σ$检测在最好的情况下。此外，从这样的观测中得到的柱密度肯定会受到单碟光束稀释和干涉仪空间滤波的影响。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA spectroscopic survey of the Planck high-redshift object PLCK G073.4-57.5 confirms two protoclusters
本研究利用ALMA第4频段光谱扫描，测定了普朗克选高红移天体PLCK G073.4-57.5中13个星系的光谱红移，证实其存在两个原星系团结构，为理解普朗克红外峰值的本质及星系团形成提供了观测依据。
2025-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Transient protostellar cores in high mass star forming regions revealed by time-resolved synthetic imaging of dust emission
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
通过时序合成成像研究高质量恒星形成区域中瞬态原恒星核心的性质和演化特征
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Projection-angle effects when "observing" a turbulent magnetized collapsing molecular cloud. I. Chemistry and line transfer
基于3D理想MHD坍缩分子云模拟与非平衡化学网络，结合非LTE辐射转移代码生成多角度合成谱线观测，揭示投影角显著影响分子发射与柱密度分布，且N2H+是唯一准确的柱密度示踪剂。
2025-03-03 astro-ph.GA
Dynamically cold discs in high-redshift galaxies: comparison between ALMA observations and TNG50
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）
研究通过TNG50模拟和ALMA观测比较，发现高红移星系中部分盘状结构具有较低的气体旋转速度与速度弥散比，表明动态冷盘的形成与气体吸积及角动量对齐有关。
2026-04-21 astro-ph.GA
Metal and dust evolution in ALMA REBELS galaxies: insights for future JWST observations
本文利用化学与尘埃演化模型模拟ALMA REBELS高红移星系，检验不同JWST金属丰度情景，发现无需极端尘埃假设即可解释尘埃质量，并指出金属丰度可判别主导尘埃来源。
2023-11-27 astro-ph.GA
Synthetic observations of H$_2$D$^+$ towards high-mass starless cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是形成阶段的潜在良好指标。因此，对这些氘代分子的适当观察是至关重要的，但仍然很难执行。在这项工作中，我们测试的过渡o-H $_2$ D $^+(1_{10}$ - $1_{11})$的可观测性，使用合成源，以了解如何通过干涉仪和单碟望远镜的观测反映的物理特性。为了进行这样的测试，我们后处理的磁流体动力学模拟塌陷磁化核心使用辐射转移代码POLARIS。使用由此产生的强度分布作为输入，我们在不同的进化时间进行了单碟（APEX）和干涉（ALMA）合成观测，始终模仿现实的配置。最后，列密度推导出我们的模拟与以前进行的实际观测进行比较。我们的推导o-H $_2$ D $^+$与文献中报道的值一致，在10 $^{\!10-11}$ cm $^{\!-2}$和10 $^{\!12-13}$ cm $^{\!-2}$的范围内，分别为单碟和干涉测量。
2019-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of molecular tori around massive black holes
本文报道了7个Seyfert/LINER星系样品中CO（3-2）辐射的ALMA观测结果，空间分辨率为0.1“= 4-9 pc。我们的目标是探索活动星系核的封闭环境，以及导致其燃料的动力学结构。选定的星系主机低光度活动星系核，并有广泛的活动类型，和酒吧或环状形态。所观察到的地图揭示了存在的环核盘结构，其形态和解耦的运动学定义。我们称这些结构为“分子环面”，尽管它们通常表现为圆盘，中心没有孔。它们有不同的方向，与它们的宿主星系不一致。环面的半径范围为6 - 27 pc，质量范围为0.7 × 10 $^7$-3.9 × 10 $^7$ Msun。在更大的尺度下，气体总是堆积在几个100 μ c尺度的共振环中，这些共振环起着储存核燃料的作用。在某些情况下，在环内观察到一个尾随的螺旋，为进食过程提供证据。大多数情况下，环面和活动星系核相对于棒共振环的位置稍微偏离中心，这意味着黑洞围绕星系的质心徘徊了几个10 pc的振幅。我们的空间分辨率使我们能够测量中心黑洞影响范围内的气体速度。通过用不同的模拟立方体拟合观测结果，改变环面倾角和黑洞质量，有可能估计中央黑洞的质量，这对于只有伪凸起的晚型星系来说通常是困难的。
2019-02-12 astro-ph.GA
A systematic survey of millimetre-wavelength flaring variability of Young Stellar Objects in the Orion Nebula Cluster
本研究利用ALMA对ONC中约130个YSO的毫米波段变异性进行系统搜寻，发现了一个数量级的毫米级耀斑，并量化了复杂区域时间切片成像的系统性效应，表明时间域分析可延伸至毫米波段。
2023-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALPINE-ALMA [CII] Survey: Modelling ALMA and JWST lines to constrain the interstellar medium of $z\sim 5$ galaxies
本研究构建模型模拟 z~4-6 星系的星际介质谱线发射，探究双星及恒星形成历史突然熄灭的影响，约束了星系的 ISM 性质，并推导了可用于表征高红移星系爆发性的谱线光度与恒星形成率关系。
2024-11-12 astro-ph.GA
An Image-Plane Approach to Gravitational Lens Modeling of Interferometric Data
本文提出一种考虑噪声相关性的图像平面透镜建模方法，用于干涉脏图，在模拟和真实ALMA数据上验证了其准确性，并已集成至lenstronomy。
2025-08-27 astro-ph.GA
Probing Cosmic Dawn with Emission Lines: Predicting Infrared and Nebular Line Emission for ALMA and JWST
红外线和星云谱线提供了我们对调节高红移星际介质性质的物理学最好的探测。然而，直接从发射线解释高红移星系的物理条件仍然是复杂的，由于温度，密度，金属丰度，电离参数和光谱硬度的不均匀性。我们提出了一套新的宇宙学，辐射流体动力学模拟，每一个集中在一个大规模的莱曼break星系，解决了这样的属性在一个不均匀的ISM。许多模拟系统表现出瞬态的，但定义良好的气体盘，出现在[CII]~158.6 $μ$ m的排放速度梯度。[CII]~158.6 $μ$ m和[OIII]~88.33 $μ$ m之间的空间和光谱偏移是常见的，但不是普遍存在的，因为每条线探测ISM的不同相位。这些系统落在局部[CII]-SFR关系上，与质疑先前观察到的[CII]~158.6 $μ$ m缺陷的新观察结果一致。我们的星系与观测到的$z\sim2-3$星系的星云线特性是一致的，并且与本地星系相比，由于更高的恒星形成率（SFR），激发和特定的SFR，以及更硬的光谱，年轻的贫金属双星在BPT和质量激发图上再现偏移。我们预测，H $α$和[OII]~3727 $Å$光度以及星系SFR之间的局部定标关系适用于$z>10$，某些强线诊断（R23和[OIII]~5007 $Å$ /H $β$）与星系金属丰度之间的局部关系也适用于$z>10$。我们的新模拟非常适合解释当前（ALMA和HST）和即将到来的设施（JWST和ngVLA）的线发…
2019-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA-IMF XIII: N$_2$H$^+$ kinematic analysis on the intermediate protocluster G353.41
本文利用 ALMA-IMF 的 N$_2$H$^+$ 观测分析 G353.41 原星团致密气体运动学，识别出多尺度速度梯度和汇聚流入结构，揭示其整体缓慢收缩而内部快速成核的多代恒星形成图景。
2024-06-13 astro-ph.GA
Modeling Two First Hydrostatic Core Candidates Barnard 1b-N and 1b-S
本研究结合 SMA、ALMA 观测与模型合成图像，分析 B1-bN 和 B1-bS 的温度、尺度及包层密度剖面，表明二者均接近第二次坍缩前的 FHC 阶段，且 B1-bS 可能演化更早。
2023-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting FIR lines from simulated galaxies
远红外线是研究星际介质性质的有力工具，特别是在高红移星系中，ALMA观测提供了前所未有的信息。用CLOUDY后处理的最先进的宇宙学模拟来解释这些数据，提供了对这些系统的内部结构和气体动力学的见解。然而，迄今尚未对此类分析的一致性和不确定性进行详细调查。在这里，我们比较不同的方法来估计FIR线发射从国家的最先进的宇宙学模拟，无论是云或飞行非平衡化学。我们发现，[CII] $_{158μ}$预测是强大的模型变化，我们探讨。[OI]典型地跟踪相对于[CII] $_{158μ}$更冷和更密的气体的发射谱线是与模型相关的，因为这些谱线强烈地受到气体的热力学状态和非平衡光电离效应的影响。出于同样的原因，[OI]线是约束排放模型的一个很好的工具，因此未来针对这些线的观测将是至关重要的。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficient simulations of ionized ISM emission lines: A detailed comparison between the FIRE high-redshift suite and observations
本文开发了一种快速后处理流水线用于预测模拟星系中HII区域的ISM发射线，将其应用于FIRE高红移模拟套件并与ALMA/JWST观测对比，验证了质量-金属丰度关系及单区模型，为星系形成模拟与观测比较提供了公开工具。
2023-08-05 astro-ph.GA
Predictions for the spatial distribution of the dust continuum emission in 1<z<5 star-forming galaxies
我们提出了第一个详细的研究空间分辨尘埃连续辐射的模拟星系在1<z<5。我们运行的辐射转移代码SKIRT的亚毫米明亮的星系的样品从现实环境中的反馈（FIRE）项目。这些模拟的星系在z=2时达到银河系的质量。我们的建模提供了这些模拟星系的完整静止帧远紫外到远红外光谱能量分布的预测，以及它们在波长光谱上的发射的25 pc分辨率地图。在不同波段，衍生的形态有明显的不同，同一个星系经常出现cluerous和扩展在远紫外线，但在远红外波长的有序螺旋。我们的FIRE-2星系的870- $μ$ m半光半径约为0.5-4kpc，与现有的ALMA观测到的具有类似高红移和恒星质量的星系一致。在模拟和观测的星系中，尘埃连续辐射通常比冷气体和尘埃质量更紧凑，但比恒星成分更广泛。致密尘埃排放的最极端情况似乎是由最近特别致密的恒星形成驱动的，这会产生陡峭的尘埃温度梯度。我们的研究结果证实，尘埃连续辐射的空间范围是敏感的尘埃质量和SFR分布。
2019-05-30 astro-ph.GA
Disk Wind Feedback from High-mass Protostars. III. Synthetic CO Line Emission
本研究通过对大质量原恒星核演化的三维MHD模拟做CO分子线辐射转移后处理与ALMA模拟观测，检验了分子线外流参数估算的偏差，并结合真实观测验证了理论演化轨迹的合理性。
2024-03-08 astro-ph.GA
